Neutrina mají zcela oprávněně pověst záhadných, těžko polapitelných a trochu zlobivých částic. Už jejich předpověď byla velmi zvláštní, nemluvě už vůbec o spoustě fascinujících vlastností, z nichž mnohé i dnes spíše tušíme, než přesně známe. Lze proto důvodně očekávat, že neutrina přispějí do studnice znalostí moderní fyziky ještě mnoha střípky. Vydejme se dnes spolu na podivuhodnou výpravu za poznáním jedné části minulosti, ale i současné fyziky, jakož i špičkových vědeckých pracovišť.

Radioaktivita a beta přeměna

Radioaktivita, zcela nový fenomén pro vědu, byla objevena koncem 19. století. Jak se brzy ukázalo, existují čtyři základní druhy radioaktivního záření – alfa, beta, gama a neutronové. Při každém typu se vyzařují jiné částice a každé je jinak nebezpečné a pronikavé. Nejnebezpečnější je gama záření, tedy vlastně vysoce energetické fotony a rovněž záření neutronové, nepřekvapivě proud neutronů. Alfa záření tvoří jádra helia ⁴He a je naopak poměrně neškodné, zastaví ho i list papíru a nepoškodí kůži. Může ale způsobit vážné problémy, pokud bychom zářič vdechli či spolkli. Nás však nyní zajímá hlavně záření beta, které utváří elektrony, částice atomového obalu.

Záření beta může mít dvě podoby, přeměnu beta mínus nebo beta plus. Oba typy jsou reakcí v atomovém jádře. V prvním případě dojde k přeměně neutronu na proton a vyzáření elektronu, při přeměně beta plus se naopak proton změní na neutron za vyzáření pozitronu, antičástice elektronu. Bohužel zde však vznikl zásadní problém. Při reakci se kamsi ztrácela energie a moment hybnosti. Někteří fyzikové dokonce začali uvažovat o možném narušení základních zákonů fyziky v těchto reakcích. Potom se ale na scéně objevil rakouský fyzik Wolfgang Pauli s velmi neotřelým nápadem.

Wolfgang Pauli (1900–1958) a nové částice

Otec Wolfganga Pauliho, Wolf Joseph, pocházel z Prahy. Ke konci 19. století ale odešel do Vídně, kde poznal svou manželku Berthu. V dubnu 1900 se manželům narodil syn Wolfgang, o šest let později měli ještě dceru Herthu. Pauli měl po rodičích rakousko–židovský původ, později se však stal občanem Švýcarska.

Již od dětství se velmi zajímal o matematiku a fyziku, v průběhu studií (1921) napsal článek o rozsahu 231 stran věnovaný obecné teorii relativity, čímž získal uznání samotného Einsteina. Kariérně si i nadále vedl skvěle, v roce 1925 postuloval slavný vylučovací princip, za nějž byl odměněn Nobelovou cenou za fyziku (1945). Tento princip říká, že žádné dva fermiony nemohou být ve stejném kvantovém stavu. Hned o dva roky později výrazně pomohl v popisu jedné z forem magnetismu – paramagnetismu. V osobním životě však neprožíval šťastné období, jeho matka spáchala sebevraždu, což vedlo k vážným psychickým problémům otce, táhnoucím se mnoho let.

Radost mu tedy dělala alespoň věda. Roku 1927 položili společně s Wernerem Heisenbergem základy kvantové teorie pole. A zakrátko se vrhl na problém beta přeměny. Protože pevně věřil správnosti zákonů zachování, odhodlal se k radikálnímu kroku. Předpověděl existenci nových, neutrálních, málo hmotných a téměř neinteragujících částic, které z reakce odnáší část energie a momentu hybnosti. Nevěřil však, že budou někdy nalezeny, což jej poněkud rmoutilo a komentoval to slovy: „Dnes jsem udělal něco, co by žádný teoretický fyzik nikdy udělat neměl. Vysvětlil jsem nevysvětlitelné nepozorovatelným.“

Nalezení neutrin

Roku 1932 byla objevená jiná, mnohem hmotnější, neutrální částice, nazvaná neutron. Edoardo Amaldi proto částici předpovězenou Paulim nazval neutrino, což v italštině znamená malý neutrální. Název zpopularizoval Enrico Fermi a brzy jej začal používat i sám Pauli. V roce 1934 se objevila teoretická práce Fermiho, předkládající důkazy pro existenci neutrin, a také další práce dokazující, že zákony zachování musí platit i u beta přeměny.  O 4 roky později pak zaznamenali první náznaky pravděpodobné existence neutrin i experimentátoři, k detekci však byla ještě dlouhá cesta.

Nakonec přišla až v roce 1956, vcelku těsně před Pauliho smrtí. Klíčový experiment provedla skupina Clyda Cowana a Fredericka Reinese. Jakožto vědci z Los Alamos, základny amerického jaderného programu v Novém Mexiku, počítali původně s využitím neutrin z testovacích výbuchů jaderných pum. Brzy se však ukázalo, že tok neutrin nebude dostatečný, proto na radu Jeremyho Kellogga použili jaderný reaktor v Savannah River (Jižní Karolína).

Antineutrina vytvořená v reaktoru reagovala s protony za vniku neutronů a pozitronů. Pozitrony vzniklé při reakci rychle anihilují s elektrony, což emituje gama záření, detekovatelné sendvičovou konstrukcí nádrží s vodou a nádrží kapalného scintilátoru. Neutrony lze snadno detekovat zachycením na jádrech vhodných izotopů (v tomto případě kadmia), čímž opět vzniká gama záření. Tyto dva společně se vyskytující produkty reakcí dávají jasný signál existence antineutrin. Za zmíněný Cowanův–Reinesův experiment byla v roce 1995 udělena Nobelova cena, obdržel ji ovšem pouze Reines, Cowan zemřel roku 1974 v poměrně mladém věku 54 let.

První neutrina pocházející z přírodních reakcí byla detekována v únoru 1965 ve zlatém dole na území Jihoafrické republiky. Tyto experimenty výrazně podnítily zájem o neutrina v částicové a teoretické fyzice, započaly též snahy o první neutrinovou astronomii.

Tři druhy neutrin

Antineutrina objevená v roce 1956 jsou ve skutečnosti antičástice k běžným neutrinům, známým také jako elektronová, neboť společně s elektronem tvoří první generaci lehkých částic – leptonů. Roku 1962 ale ukázala skupina Leona Ledermana, Melvina Schwartze a Jacka Steinbergera, pracovníků Brookhavenské národní laboratoře nedaleko New Yorku, na existenci nejméně jednoho dalšího druhu neutrina, když objevili mionová neutrina, předpovězená od roku 1942. Všichni byli vyznamenáni Nobelovou cenou roku 1988, povšimněte si tedy, že jeli do Stockholmu dříve, než Reines, objevitel neutrin obecně.

Mimochodem, Leon Lederman je autorem slavné popularizační knihy „The God Particle: If the Universe Is Answer, What Is the Question?“ (česky „Božská částice: Pokud je vesmír odpovědí, jaká je otázka?“). Právě z této knihy pochází označení Higgsova bosonu jako Božské částice. Původně se však kniha mělo jmenovat „Goddamn Particle“, tedy prokletá částice, kvůli nesouhlasu nakladatele došlo na přejmenování knihy a Higgsova částice tak získala své přízvisko.

Jelikož byl v roce 1975 byl objeven supertěžký sourozenec elektronu, tauon (někdy též tau lepton), předpokládala se rovněž existence tauonového neutrina. Přestože se zanedlouho objevily nepřímé náznaky jejich přítomnosti v některých částicových reakcích, přímé pozorování pochází až z roku 2000.

Sluneční neutrina a oscilace neutrin

Již v 60. letech se však v neutrinové fyzice objevila závažná trhlina, takzvaný problém slunečních neutrin. Standardní model, základní teorie částicové fyziky, předpovídal určité množství elektronových neutrin, která by k nám měly přicházet ze Slunce. Avšak pozorování na experimentu Homestake v Jižní Dakotě udávalo množství zachycených neutrin jen o něco méně než polovinu, oproti očekávání. Záhada proslavená pod názvem problém slunečních neutrin zůstala nevyřešená dlouhá desetiletí.

V průběhu času odborníci zkoumali správnost provedení měření na experimentu Homestake, i s teoretickou předpovědí. Žádné rozpory nalezeny nebyly. Jak se později ukázalo, za všechno může zvláštní chování neutrin. Původně se předpokládala nulová klidová hmotnost neutrin, nicméně se objevily modely postulující malou klidovou hmotnost těchto částic. V důsledku toho by mohlo docházet k tzv. oscilaci neutrin. Tento mechanismus navrhl již roku 1957 v Itálii narozený vědec Bruno Pontecorvo. Jelikož byl však přesvědčeným komunistou, emigroval roku 1950 do Sovětského svazu a oscilaci neutrin tak navrhl již jako sovětský fyzik.

Jedná se o poměrně složitý koncept, zjednodušeně řečeno to znamená možnost proměny jednoho typu neutrina v typ jiný v průběhu letu kosmickým prostorem. Při letu ze Slunce by se tedy mohlo elektronové neutrino proměnit na mionové neutrino. A protože původní experimenty byly nastaveny pouze na elektronová neutrina, řešil by se tím problém nedostatku elektronových neutrin přicházejících ze Slunce.

Na tuto hypotézu se zaměřily přední světové experimenty měřící neutrina. A přišly pozitivní výsledky, od konce 90. let minulého století se zdálo, že se začíná myšlenka oscilace neutrin potvrzovat. Důležitou práci odvedly zejména týmy v Kanadě (Sudbury Neutrino Observatory) a v Japonsku (Super–Kamiokande), které nejenže zaznamenaly první nadějné výsledky, ale vzápětí celý koncept také potvrdily. Poté přišlo navíc potvrzení pozorování ještě z detektorů MINOS (USA) a KamLAND (Japonsko), což problém definitivně vyřešilo. Vedoucí Super–Kamiokande Takaaki Kadžita a lídr experimentu v Sudbury Arthur MacDonald proto v roce 2015 obdrželi Nobelovu cenu za fyziku.

Vlastnosti neutrin

Už jsme si řekli, že neutrina interagují s běžnou hmotou jen velmi málo. Necítí totiž silnou jadernou, ani elektromagnetickou interakci, dvě nejsilnější fyzikální síly. Reagují pouze skrze slabou jadernou interakci (a gravitací, tu lze ale zanedbat). A právě díky tomu představuje jejich zachycení velký problém, přestože kolem nás prochází miliardy neutrin.

Což lze snadno demonstrovat třeba na lidském těle. Vezměte si pro příklad palec na vaší pravé ruce. Každou sekundu jím projdou stovky miliard neutrin, stejně jako jakoukoliv jinou částí vašeho těla. Přesto se ve vás zachytí za život jediné neutrino, pokud máte neuvěřitelné štěstí, pak dvě. Anebo si pro změnu představte olověný kvádr dlouhý celých pět světelných let. Pokud byste jím pouštěli neutrina, pak by jich byla zachycena jen zhruba polovina.

Důležitou vlastností neutrin je jejich klidová hmotnost, o níž se dlouho předpokládalo, že je nulová. Už jsme zde ovšem hovořili o problému chybějících elektronových neutrin ze Slunce a řešení v podobně neutrinové oscilace. Jenže tento mechanismus vyžaduje, aby byla klidová hmotnost neutrin nenulová. Současně však z mechanismu oscilace ani z přesnějších měření oscilace neutrin nevyplývá hmotnost těchto částic, ani přesný poměr mezi hmotnostmi jednotlivých typů neutrin. A současně máme určité limity pro maximální možnou hodnotu jednotlivých typů neutrin či součet hmotností všech tří typů, dané zejména z kosmologie.

Aspoň teoreticky umíme doplnit hmotnost neutrin do standardního modelu částicové fyziky relativně snadno. Nicméně stanovit jejich přesnou hmotnost se prozatím nepodařilo. V poslední době se na tento velký problém zaměřila spousta observatoří a detektorů po celém světě i ve vesmíru. Od nám nedalekého detektoru KATRIN v německém Karlsruhe, až po sondu Planck, zkoumající primárně reliktní záření. Právě tato vesmírná observatoř určila maximální možnou hodnotu součtu hmotností tří druhů neutrin na 0,23 eV. Nejnovější výsledky z jiných experimentů tuto hodnotu v zásadě dosti dobře potvrzují. Na přesné určení si však budeme muset ještě chvíli počkat.

S hmotností úzce souvisí také druhá důležitá vlastnost neutrin – rychlost. Dříve se předpokládalo šíření rychlostí světla, jak je tomu u částic s nulovou klidovou hmotností obvyklé. Už jsme si však řekli, že neutrina určitou klidovou hmotnost mají, nemohou se tedy šířit rychlostí světla. Avšak vzhledem k velmi nízké klidové hmotnosti je jejich rychlost velmi blízká hodnotě rychlosti světla ve vakuu. Podle dostupných měření by mělo jít nejméně o 99,9976 % rychlosti světla.

Možná si ještě pamatujete na 10 let starou záležitost, kdy se na experimentu OPERA v Itálii zdálo, že dochází k měření hodnoty rychlosti neutrin vyšší než rychlost světla. Experiment byl ještě jednou zopakován se stejnými výsledky a záhadou tehdy žila téměř celá fyzikální obec. Zakrátko se nicméně ukázala možná chyba v měření, chybné zapojení kabelů k atomovým hodinám určujícím přesný čas příletu a odletu částic. Následné experimenty jak na laboratoři OPERA, tak na dalších neutrinových observatořích v Itálii nadsvětelnou rychlost neutrin nepozorovala, čímž se celý problém vyřešil.

Opomenout nesmíme ještě jednu potenciální vlastnost neutrin. Už jsem zde hovořil o neutrinech i antineutrinech. Poněvadž jsou však neutrina neutrální částice, je možné, že ve skutečnosti jsou svými vlastními antičásticemi, jako je tomu u některých jiných částic. Takové částice nazýváme Majoranovy, podle italského fyzika Ettore Majorany, naopak částice, které nejsou svými vlastními antičásticemi nazýváme Diracovy, podle anglického fyzika Paula Diraca. Pokud by neutrina byla Majoranovy částice, neutrino a antineutrino by šlo rozlišit pouze odlišnou chiralitou, prozatím však experimenty mezi těmito možnostmi nerozhodly. Myšlenka na Majoranovy neutrina je však poměrně populární, mohla by totiž pomoci vysvětlit například malou hmotnost neutrin v relaci k ostatním částicím.

Chiralita naznačená výše je další podivuhodná vlastnost neutrin. Všechny ostatní fermiony mají totiž částice i antičástice levotočivé i pravotočivé. U neutrin je tomu však z neznámé příčiny jinak. Všechna zatím pozorovaná neutrina jsou levotočivá, zatímco všechna antineutrina pravotočivá. Je zkrátka možné, že pravotočivá neutrina a levotočivá antineutrina neexistují, zvláště pokud jde o jedinou Majoranovu částici. I pokud by však tyto opačné stavy existovaly, měly by pravděpodobně dosti odlišné vlastnosti od běžných neutrin a antineutrin, buď výrazně vyšší hmotnost, nebo necitlivost na slabou jadernou sílu, popřípadě obojí.

Zdroje neutrin

Řekli jsme si již základní informace o historii výzkumu neutrin i jejich vlastnostech. Odkud ale pochází neutrina, která pozorujeme? Jak jsme již naznačili, zdrojů je vícero, konkrétně například právě jaderné reaktory, kde neutrina vznikají při jaderném štěpení. Dalším již zmíněným zdrojem je Slunce, kde naopak neutrina vznikají při slučování jader v proton–protonovém cyklu. Povšimněte si tedy, že jsme tady zmínili jeden zdroj umělý a jeden přirozený.

Dalšími umělými zdroji neutrin jsou atomové zbraně, při jejich výbuchu opět dochází ke vzniku neutrin při jaderném štěpení (atomová puma) nebo jaderné fúzi (vodíková puma). A v neposlední řadě též dochází ke vzniku neutrin v urychlovačích částic.

Pokud jde o zdroje přírodní, můžeme je dále rozdělit na zdroje vesmírné a pozemské. Ve vesmíru existuje celá řada procesů schopných utvářet neutrina. Předně jde o reakce v samotném počátku vesmíru, potom mluvíme o reliktních neutrinech, k nimž se ještě vrátíme ke konci článku. Sluneční neutrina jsme již probrali výše.

Zaměřme se proto nyní na zdroje související s extrémními prostředími. Mám na mysli například výbuchy supernov, z nichž přichází extrémní množství neutrin a jestliže dojde k explozi v přijatelné vzdálenosti, jsme schopni tato neutrina zachytit. Přesně k tomu došlo na počátku roku 1987 při výbuchu supernovy SN 1987A, první okem viditelné supernovy od 17. století, která vzplanula ve Velkém Magellanovu mračnu. Tehdy došlo k zachycení antineutrin na detektorech Kamiokande-II a Irvine-Michigan-Brookhaven detector (IMB), což znamenalo počátek neutrinové astronomie a pro vedoucí týmů obou detektorů Raymonda Daviese a Masatoši Košibu zisk Nobelovy cenu za fyziku (2002). Neutrina by mohla přicházet ještě i z pozůstatků po explozích supernov, zejména neutronových hvězd, a také z kvasarů, aktivních jader starých a vzdálených galaxií.

S kosmickým prostorem úzce souvisí i první z pozemských zdrojů neutrin. Někdy k nám totiž tyto částice přicházejí z atmosféry, kde sice také vznikají, ale jejich zrod je zapříčiněn reakcí přicházejícího kosmického záření s částicemi atmosféry. Druhým pozemským zdrojem neutrin je jádro naší planety, v němž dochází k rozpadu několika dlouho žijících izotopů radioaktivních prvků, což vede ke vzniku těchto částic. Ke stejnému jevu pochopitelně dochází i u dalších planet a možná též velkých měsíců, ale pro zachycení těchto neutrin bychom potřebovali detektory umístěné přímo na povrchu cizích těles.

Reliktní neutrina

Z doby počátku vesmíru se do dnešních dnů nedochovalo jen reliktní záření, ale i další dva pozůstatky, které můžeme zkoumat. K reliktním gravitačním vlnám se vrátíme v některém z budoucích článků, dnes nás zajímá druhý kanál – reliktní neutrina. Tento typ neutrin vznikl oddělením od látky ve vesmíru starém jen asi 1 sekundu, jejich pozorování by nám tedy poskytlo informace o stavu vesmíru ve věku mnohem mladším než reliktní záření, oddělené od látky 380 000 let po vzniku světa.

V době oddělení reliktních neutrin měl vesmír teplotu zhruba 30 miliard Kelvinů, pod touto hodnotou je totiž vesmír pro neutrina průhledný a ty dále interagují s látkou jen slabou silou, jak jsme zmínili výše. Současná teplota reliktních neutrin je pouhých 1,94 K, což jejich detekci dále ztěžuje. Připravují se však již experimenty, které by mohly tento druh neutrin zachytit. A jelikož reliktní neutrina převyšují svým počtem částice běžné hmoty o několik řádů, mohly by tvořit část temné hmoty, byť vzhledem k výše uvedeným limitům hmotnosti ne příliš velkou.

Oddělení neutrin od látky způsobilo nestabilitu částic atomového jádra zvaných neutrony. Do té doby probíhaly jaderné reakce udržující tepelnou rovnováhu mezi různými typy částic, rovněž mezi protony a neutrony. Vlivem srážek s neutriny a antineutriny docházelo k proměnám protonů na neutrony a pozitrony a naopak neutronů na protony a elektrony. Když však přestala interakce s neutriny a antineutriny, protony se staly stabilními částicemi, zatímco neutrony se rozpadaly s poločasem přeměny 14,7 minuty. Pokud se však neutrony spojí s protony do atomových jader, stávají se stabilními. Primární nukleosyntéza při níž vznikly těžší izotopy vodíku, helium a lithium jsou tedy nepřímým důkazem existence reliktních neutrin. Druhým důkazem je vliv reliktních neutrin na tvorbu velkorozměrových struktur v raném vesmíru.

Možná se vám také může zdát zvláštní, že reliktní neutrina mají dnes teplotu 1,94 K, zatímco reliktní záření 2,7 K, přestože se oddělilo od látky mnohem později. Viníkem je anihilace pozitronů s elektrony probíhající ve vesmíru po poklesu energie pod hladinu umožňující samovolný vznik elektron–pozitronových párů. K tomu došlo v čase asi 3 sekundy po vzniku vesmíru, energie uvolněná při anihilaci opět zahřála částice ve vesmíru, třeba právě fotony později odděleného reliktního záření. To se však netýkalo neutrin, jelikož již s látkou neinteragovala.

A konečně, reliktní neutrina by nám mohla pomoci rozhodnout, zda opravdu existují neutrina i antineutrina, či zda jde o stejnou částici lišící se pouze svou chiralitou, jak praví hypotéza Majoranových neutrin. Jestliže jsou totiž neutrina Majoranovy částice, měli bychom zachytit jiný počet reliktních neutrin, než v případě reálné existence neutrin i antineutrin.

Sterilní neutrina

Ačkoliv běžná neutrina nemohou vysvětlit větší část temné hmoty, další navržený typ neutrin tuto schopnost má. Říká se jim sterilní neutrina, nikoliv snad kvůli neschopnosti rozmnožování, ale proto, že na rozdíl od běžných neutrin neinteragují nejen silnou a elektromagnetickou silou, ale dokonce ani slabou jadernou. Jedinou základní interakcí, kterou cítí je proto ta nejslabší – gravitace.

Sterilní neutrina by mohla vysvětlit nejen temnou hmotu, ale i další záhady v astrofyzice a kosmologii, například baryogenezi nebo nízkou klidovou hmotnost běžných neutrin. Proto je v současné době experti velmi intenzivně hledají. Není to však snadný úkol, hypoteticky by šla vytvořit v laboratoři, ovšem pouze tehdy, je-li jejich klidová hmotnost pod určitou hranicí. Pokud jsou příliš hmotné, pozorovatelné budou jen nepřímo. Tak či tak, žádný náznak jejich existence zatím nemáme.

Pokud by tato neutrina byla realitou, mohlo by jít o případ odlišné chirality než u běžných neutrin, což by vedlo k zajímavým a neobvyklým vlastnostem, jak jsem nastínil výše. Jednalo by se tedy o pravotočivá neutrina, která by cítila pouze gravitační sílu. Pokud sterilní neutrina existují, nevíme o nich zatím mnoho, jejich hmotnost může nabývat hodnot v rozmezí mnoha řádů a neznáme ani počet jejich typů, víme jen, že by měly existovat nejméně 3 druhy sterilních neutrin. Možností existence těchto částic se zaobírala i sonda Planck, nedospěla však k žádnému závěru s výjimkou nesouladu kosmologických výsledků s příliš lehkými sterilními neutriny

Detekční metody 

O postupu, jenž použili Cowan a Reines ve svém slavném experimentu jsme zde již hovořili, používá se dodnes, má však nevýhodu nutnosti neúměrně velkého detektoru pro zachycení významnějšího počtu neutrin. Naštěstí existují i jiné detekční metody. Většina z nich má však společné umístění příslušných zařízení pod povrchem, mnohdy i dosti hluboko, kvůli odstínění šumu způsobeného jinými částicemi. Často se využívají například bývalé doly.

Poměrně často mají neutrinové detektory konstrukci velké nádrže s kapalinou obklopenou fotonásobiči. V některých případech se využívá obyčejná voda nebo těžká voda, v níž je obyčejný vodík nahrazen těžším izotopem ²H (deuterium). V tomto případě neutrina dopadají do detektoru a reakcemi tvoří elektrony či miony, přičemž vzniká tzv. Čerenkovovo záření, které se následně sleduje na fotonásobičích. Při použití těžké vody lze navíc pozorovat reakci neutrin s deuteriem. Tím vznikají volné neutrony zachytávané na chloru, detekované sekundárně díky gama záření.

Pokud jde o Čerenkovovo záření, jde o zvláštní druh záření vznikající při nadsvětelné rychlosti šíření částic v prostředí. Pokud vás toto tvrzení trochu mate, vězte, že není v rozporu se speciální ani obecnou relativitou. Částice se nemohou šířit rychleji než rychlostí světla ve vakuu, mohou však létat rychleji než fotony v určitém prostředí, například ve vodě. Čerenkovovo záření způsobuje například známé namodralé zabarvení vody u jaderných reaktorů.

Jiné neutrinové observatoře fungují na podobném principu, ale místo vody či těžké vody využívají jako medium chlor nebo gallium. Přicházející neutrina interagují s těmito prvky, čímž vznikají germanium respektive argon, prvky o jedno protonové číslo vyšší. Pak už stačí jen v příslušných laboratořích sledovat přebytky germania a argonu. Mimochodem, neutriny vytvořené germanium ⁷¹Ge se s poločasem přeměny 11 dní rozpadá zpět na gallium, což lze pochopitelně detekovat. Velkou nevýhodou je ovšem značná cena gallia. Vzhledem k reakci Ga–Ge–Ga se této metodě někdy přezdívá Alsasko–Lotrinsko.

Některé detektory neutrin používají pevné či kapalné scintilátory sledované fotonásobiči a fotodiodami. V takovém případě má přístroj obvykle sendvičovou konstrukci střídajících se detekčních a absorpčních vrstev. Detekční vrstvy jsou právě výše zmíněné scintilátory, absorbér je běžně tvořen ocelí kvůli její nízké ceně a poměrně vysoké hustotě. A existují též neutrinové experimenty zapuštěné do ledu polární čepičky s fotonásobiči v celém objemu detektoru.

Běžné světlo, které vidíme kolem nás, má mírně odlišné vlastnosti ve vakuu a v prostředích, jde právě třeba o onu zmiňovanou rychlost šíření. Stejně tak je tomu i u neutrin. V tomto případě je nejviditelnější efekt skutečnost, že neutrina ve vakuu mají jinou efektivní hmotnost než neutrina šířící se v prostředí, což má vliv i na oscilace, které jsou závislé na rozdílu druhé mocniny hmotností jednotlivých typů neutrin. Oscilace neutrin tedy může v látce probíhat jinak než ve vakuu.

Tomuto efektu říkáme Michejevův–Smirnovův–Wolfensteinův (MSW) jev a byl již potvrzen na předních neutrinových detektorech. Důležitou skutečnost pro nás však představuje, že by tento efekt mohl, alespoň v principu, umožnit detekci velmi málo energetických neutrin. Avšak cesta bude ještě dlouhá a trnitá, prozatím nelze u málo energetických částic rozlišit vliv MSW jevu od interakcí jiného původu.

Neutrinové detektory 

Jednou z vůdčích zemí neutrinové fyziky jsou Spojené státy americké, kde celý výzkum ostatně započal. Hovořili jsme již o Cowanově–Reinesově experimentu i o pokusech Ledermana, Schwartze a Steinbergera, stejně jako o detektoru Homestake. Z již ukončených výzkumů stojí za zmínku ještě observatoř Soudan 2 nacházející se v Minnesotě. Dnes jsou v USA v provozu například experimenty MicroBooNE, MINERvA a MiniBooNE ve Fermilabu (Illinois) nebo detektor NOvA v Minnesotě. Od roku 2017 se pak staví nový experiment DUNE umístěný v Jižní Dakotě v lokalitě bývalého zlatého dolu Homestake, plně dokončen by měl být roku 2027.

V sousední Kanadě se rovněž nachází několik zajímavých zařízení a to konkrétně u Sudbury v Ontariu v laboratoři SNOLAB. Zde se nalézá detektor HALO, ale především slavný SNO, nyní přestavěný na SNO+, experiment, kde byla ověřena správnost hypotézy oscilace neutrin.

Velmocí v oblasti záchytu neutrin je už dlouhou dobu Japonsko, kde se téměř všechny výzkumy soustředí do lokality bývalého dolu Kamioka, v němž se těžily zinek, olovo a stříbro. V minulosti zde probíhala celá řada významných experimentů – KamiokaNDE, Kamiokande–II, Kamiokande–III a K2K. V současnosti stále funguje již zmíněný detektor Super–Kamiokande, druhý z přístrojů, které potvrdily oscilace neutrin. Kromě toho zde fungují ještě experimenty KamLAND, T2K či gravitační observatoř KAGRA. Ve fázi výstavby je nový větší experiment Hyper–Kamiokande, jeden z klíčových projektů místní vlády. Obsahovat bude miliardy litrů extrémně čisté vody a kromě neutrin by měl také testovat teorie velkého sjednocení tím, že dokáže pozorovat případný rozpad protonů předpovídaný právě těmito modely.

Pokud si však přejete vidět špičkové fyzikální přístroje věnující se výzkumu neutrin, postačí vám zůstat v Evropě. V německém Karlsruhe nalezneme detektor KATRIN, v Laueho–Langevinově institutu ve francouzském Grenoblu zase detektor STEREO. Ovšem zdaleka největší zastoupení experimentů najdeme v Itálii a to zejména v národní laboratoři Gran Sasso. Právě zde fungoval detektor OPERA známý kvůli poprasku s nadsvětelnými neutriny. V současné době je patrně nejvýznamnějším zdejším experimentem BOREXINO, dále jmenujme například přístroje ICARUS či COBRA.

Za zmínku určitě ještě stojí velké detektory umístěné pod vodou či pod ledem. Nejslavnější z nich je zřejmě IceCube o objemu 1 km³, umístěný na Antarktidě v ledu přímo na jižním zemském pólu. U břehu Francie v hloubce 2500 metrů již více než 10 let funguje detektor ANTARES. Rusové budují v jezeře Bajkal podobný experiment, lze se u něj setkat s několika názvy, například NT-1000, Bajkal-GVD či jen GVD. Evropské státy zase plánují umístit detektor stejného typu ve Středozemním moři, přesná lokace je prozatím neznámá.

Kosmický výzkum

Prozatím se k výzkumu neutrin v kosmickém prostoru používají zejména sondy vypuštěné za účelem průzkumu jiné části vesmíru, hovořili jsme zejména o sondě Planck určené primárně k výzkumu reliktního záření, která ale dokáže říci ledacos zajímavého i k dalším fyzikálním tématům. Všechny tyto výzkumy však byly pouze nepřímé. Žádný z výše popsaných způsobů detekce neutrin v pozemských laboratořích nebyl dosud otestován v kosmu.

Přesto se však, zvláště v posledních několika letech, objevují nápady na detekci neutrin v kosmickém prostoru. S jedním přišli odborníci ze státní univerzity ve městě Wichita (stát Kansas). Jejich návrh počítá s vysláním sondy na oběžnou dráhu do blízkosti Slunce. Mise by měla primárně zkoumat sluneční neutrina a přesněji zmapovat jaderné reakce v nitru naší hvězdy. Umístění v blízkosti Slunce by znamenalo použití detektoru o celý jeden řád menšího než by musel mít experiment se stejnými parametry na Zemi, i při započtení nutného stínění to stále představuje značnou úsporu hmotnosti.

Mezi další vědecké zájmy patří studium vlivu hmoty na šíření neutrin, bádání v oblasti temné hmoty a v neposlední řadě pokus o zachycení neutrin ze středu naší Galaxie, který je potenciálně možný díky průhlednosti Slunce pro všechny druhy neutrin a díky zakřivování dráhy prolétajících neutrin v gravitačním poli Slunce, podobně jako je tomu i elektromagnetického záření.

Technologie však na let zatím nejsou připraveny ani podle hodnocení NASA, ani podle samotných výzkumníků. V rámci I. fáze programu NASA Innovative Advanced Concepts (NAIC) proběhly simulace a výpočty, jež měly ukázat realizovatelnost mise. Ukázalo se, že lze dostatečně odstínit gama a kosmické záření, rovněž se potvrdil vědecký význam projektu. Proto odborníci ve fázi II. přistoupili k několikabodovému plánu, který zahrnoval vyvinout a zkonstruovat prototyp pro laboratorní testy, udělat důkladnější fyzikální simulace a konečně vytvořit koncept celé mise od detailů startu, přes oběžnou dráhu až po rozpočet. Jestli dopadnou pozemní testy dobře, počítá se s dalším testem na oběžné dráze kolem Země ve formě CubeSatu.

Program mezitím získal pojmenování Solar Neutrino Experiment (NUSOL) a kromě vědců z Wichity se zapojili i odborníci ze státní univerzity Severní Dakoty, a na vývoji se podílí rovněž JPL a Marshallovo středisko vesmírných letů. V průběhu letošního roku došlo ke dvěma důležitým událostem. Za prvé, projekt NUSOL prošel dalším kolem výběrového řízení a postoupil do další, již třetí fáze NIAC, získá proto dva miliony dolarů na další vývoj. Za druhé, detektor Veto vyvíjený pro tuto misi byl poprvé ozkoušen a podle dosavadních výsledků se zdá, že úspěšně. Věc je tudíž podle současných informací na dobré cestě, přesto si na realizaci neutrinové sondy v blízkosti Slunce, nebo kdekoliv jinde v kosmickém prostoru (uvažuje se o oběžné dráze Merkuru), budeme muset počkat ještě nejméně 10, možná však i více let.

Závěr

Neutrina jsou fascinující částice skrývající dodnes mnohá tajemství. V následujících letech se díky rychlému rozvoji neutrinových detektorů můžeme těšit na mnoho nových poznatků a objevů. Neutrinový výzkum pomocí kosmických sond je teprve v plenkách, přesto věřím, že se k tomuto úchvatnému tématu za několik let zase vrátíme, tentokrát již s konkrétnějšími informacemi o některé z plánovaných misí.

Poznámka autora

Za kontrolu a užitečné postřehy k textu děkuji svému kolegovi z Českého klubu skeptiků Sisyfos Vladimíru Vaškovi a jeho manželce Janě. Všechny nalezené chyby však pochopitelně padají zcela na mou hlavu.

Použité a doporučené zdroje

NIAC: https://www.nasa.gov/directorates/spacetech/niac/index.html
Laboratori Nazionali del Gran Sasso (LNGS): https://www.lngs.infn.it/en/lngs-overview
Laueho-Langevinův institut v Grenoblu: https://www.ill.eu/
Technologický institut v Karlsruhe: https://www.kit.edu/english/
Fermilab: https://www.fnal.gov/
Experiment DUNE: https://www.dunescience.org/
Super-Kamiokande: http://www-sk.icrr.u-tokyo.ac.jp/sk/index-e.html
Hyper-Kamiokande: http://www.hyper-k.org/en/
SNOLAB: https://www.snolab.ca/
Observatoř IceCube: https://icecube.wisc.edu/

Zdroje obrázků

https://th-thumbnailer.cdn-si-edu.com/1sea-spP6L755i2eDrEJRMyuJis=/fit-in/1600×0/https://tf-cmsv2-smithsonianmag-media.s3.amazonaws.com/filer/Neutrinos-Super-Kamiokande-631.jpg
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/7/78/Electron_Capture_Decay.svg/800px-Electron_Capture_Decay.svg.png
https://www.nobelprize.org/images/pauli-13040-content-portrait-mobile-tiny.jpg
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/5/53/Clyde_Cowan.jpg/640px-Clyde_Cowan.jpg
https://www.nobelprize.org/uploads/2018/06/lee_lederman_schwartz_steinberger_ting_photo-2.jpg
https://hsto.org/web/d8e/dc7/c2a/d8edc7c2afd7499594664870a0c28b5a.jpeg
https://www.physicscentral.com/explore/pictures/images/Neutrino-Underground.jpg
https://thumbor.forbes.com/thumbor/711×254/https://specials-images.forbesimg.com/imageserve/5fd669338c2c52e2543cd164/The-difference-between-a-solar-photon-s-and-solar-neutrino-s-path-in-the-Sun-/960×0.jpg?fit=scale
https://www.symmetrymagazine.org/sites/default/files/styles/2015_inset_one/public/images/standard/Inline_2_Which_neutrino_is_the_heaviest.jpg?itok=b_C_ASjS
https://www.symmetrymagazine.org/sites/default/files/styles/2015_hero/public/images/standard/opera-s.jpg?itok=cGmDMWYV
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/5/59/Ettore_Majorana.jpg
https://bloximages.newyork1.vip.townnews.com/postandcourier.com/content/tncms/assets/v3/editorial/c/6f/c6f9b934-3038-11e7-863d-2fe1051f2403/58da948d31e15.image.jpg?resize=1200%2C796
https://www.aldebaran.cz/bulletin/2012_09/1987A_th.jpg
https://miro.medium.com/max/700/0*4P9JPvX9AshM8j41.png
https://www.researchgate.net/profile/Andreas-Ringwald/publication/2015757/figure/fig1/AS:279454757736469@1443638614372/Resonant-annihilation-of-an-extremely-energetic-cosmic-neutrino-off-a-relic-anti-neutrino.png
https://www.symmetrymagazine.org/sites/default/files/styles/2015_hero/public/images/standard/sterile_header.jpg?itok=O8-kr930
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/1/1e/Homestake_Mine_Pit.jpg/1024px-Homestake_Mine_Pit.jpg
https://media.nature.com/w700/magazine-assets/d41586-019-01430-0/d41586-019-01430-0_16684220.jpg
https://physicstoday.scitation.org/do/10.1063/PT.6.2.20181004a/full/media/sizes/full/figure1.jpg
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/2/22/Soudan-2_large.jpg
https://www.osel.cz/_clanky_popisky/24schema-predstavy-budouciho-detektoru-hyper-kamiokande.jpeg
https://static.dw.com/image/36038224_403.jpg
https://gray-kwch-prod.cdn.arcpublishing.com/resizer/hl_betyArs2HcQx3G_P8OmSkxR8=/1200×675/smart/filters:quality(85)/cloudfront-us-east-1.images.arcpublishing.com/gray/YFJYSLPYXVEDDBXBC44RNXPE5A.jpg
https://www.nasa.gov/sites/default/files/thumbnails/image/niac_2019_solomey.png
https://i.ytimg.com/vi/iv-Rz3-s4BM/maxresdefault.jpg